Abril 2011 Nº 54

El Sol: “Observación solar por el aficionado.” (6ª Parte)

Programa Apollo: desembarco en la Luna.

Sumario3 Editorial4 ActividadesdelaSAC•Otoño-Invierno2010-20119 Velocidad de escape10 ElSol:“Observaciónsolarporelaficionado.”(6ªParte)14 Fotogalería18 ProgramaApollo:desembarcoenlaLuna.26 Palabrasamedianoche27 Boletíndeinscripción

Gracias a todos los que escribís en este boletín. Con vuestra colaboración y la de nuestrosanunciantessehaceposible.

Colaboradoresenestenúmero:CarlesLabordena,EduardoSoldevila,ErnestoSanahuja,JoséLuísMezquita,JoséMªSebastià.

En portada...

•M-16.Lanebulosadeláguila

Telescopio Meade LX200 de 254mm a f:6,3

guiadoconStarShootautoguiderenunrefractor

de102mmaf;5

4 fotografias de 300 seg a ISO 800 + 1 dark

tomadasconunaCanonEOS350Dmodificada.

ApiladasconDSSyprocesadasconPixing

Fotos tomadas desde La Renegá (Oropesa)

el16-7-2010porJoseMaríaSebastià.

Número 54

Abril 2011

Junta DirectivaPresidente:EduardoSoldevilaVicepresidente:CarlesLabordenaSecretario:JoseMªSebastiàTesorera:MªLidónFortanet Relacionespúblicas:MiguelPérezVocal:PedroMacián Vocal:ManoloSirventVocal:JoséLuisMezquitaVocal:SantiArrufat DirecciónPostal:Apartado410-12080Castelló

Correo-e:info@sacastello.orgWeb:www.sacastello.org

SedeSocial:AntiguoCuartelTetuan14, EdificiodeAsociaciones,1erpiso

CuotaAnual:30€(hasta16años:24€)

DepósitoLegal:164-95Tirada:150ejemplares

LaSACagradeceráelintercambiodeboletinesconcualquierasociaciónastronómica.LaSACnosehaceresponsableniseidentificanecesaria-menteconlasopinionesdelosartículosfirmadosporsusautores.

EDIT

OR

IAL

Eduardo Soldevila Romero

Presidente de la “Societat Astronòmica de Castelló”

De mudanza. Así nos ha pillado la entrada de la primavera a los miembros de la SAC.

Un cambio de aires auspiciado por la concejalía de cultura del Ayuntamiento de Caste-

llón, que nos ha reubicado en el antiguo cuartel Tetuán-14, ahora reconvertido en sede

de asociaciones de diversa índole.

La mudanza ha servido para materializar la propuesta de compra de un nuevo telesco-

pio solar, aprovechando el potencial que para este tipo de observaciones tiene el amplio

patio del que disponemos a partir de ahora.

Sirva esta reseña como llamada a la participación de los socios, con o sin cámara de

fotos, para disfrutar de la astronomía a unas horas perfectamente conciliables con la

vida familiar.

Tenemos, como complemento a las observaciones solares, una propuesta de trabajo

en el campo de la radioastronomía, que ya está dando resultados más que aceptables,

al obtener grabaciones sonoras de la actividad electromagnética del sol. Quienes ten-

gáis curiosidad por este campo de trabajo, podéis seguir en nuestro foro los logros de

Jordi González en el apartado “Observación en la práctica” donde ya hay varios hilos

abiertos sobre este tema.

Seguimos hablando de “cuestiones internas”:

Este año la SAC colabora con el CEFIRE en la organización de las XIX Jornadas de As-

tronomía del Planetario de Castellón, además de contar con la participación, como po-

nente, de nuestro compañero Germán Peris.

Espero que la participación de este año se convierta en habitual, y la presencia de la

SAC en la planificación de las Jornadas sea todo lo habitual que siempre debería haber

sido.

Participamos también, como “invitados” en el proyecto “Teleastronomía” del IAC. Una

de las ponencias de las Jornadas versa precisamente sobre este proyecto. En la medi-

da que perfilemos el lugar y los medios empleados, iremos informando a través de la

sección de actividades de nuestra Web y del foro.

Un abrazo.

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Actividades de la SAC Otoño-Invierno 2010-2011

Durante estos últimos meses se ha mantenido una intensa actividad en la SAC; caracterizada por di-versas salidas de observación de suerte diversa y traslados de sede.

A primeros de octubre pasado, a pesar de suspenderse la salida oficial por razones meteorológicas, dos socios hicieron una salida de prospección de cielos en Torás, al sur de la provincia de Castellón, hacia el interior cerca de Teruel. Las nubes impidieron la mayor parte del tiempo analizar en detalle aquel cielo pero los pocos momentos que se medio despejó ofrecieron una baja contaminación lumí-nica, excepto hacia el sudoeste. A finales de mes se realizó una observación pública en Sagunto para la semana cultural.

El mes siguiente, coincidiendo con la luna nueva, pudimos disfrutar de una de las salidas de observa-ción mas concurridas de los últimos tiempos. Acudimos a La Llacua (Morella). Nos juntamos hasta 14 coches, unas 20 personas. Fueron unas horas muy animadas, en las que tuvimos gran variedad de ins-trumentos con algún telescopio de respetable tamaño. Tuvo su anécdota al encontrarnos que el lugar previsto era impracticable por unas obras recientes y teniendo que buscar un nuevo lugar de obser-vación una gran caravana de vehículos luchando contra el reloj pues se estaba haciendo de noche. Fi-nalmente encontramos una explanada aceptable, con el inconveniente de que pasaban mas coches de los que podíamos imaginar en un lugar tan apartado. El cielo acompañó la primera parte de la noche, con una calidad del cielo excelente, después se estropeó. A los pocos días, nuestro presidente, Eduar-do Soldevila, pronunció una amena conferencia en el Centro Social San Isidro con el título de “El Cielo, un paisaje por descubrir” que estuvo bastante concurrida.

SALIDA A “LA LLACUA” (MORELLA)

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En diciembre tuvimos que volver a suspender la salida oficial debi-do al mal tiempo, pero al menos pudimos disfrutar de la tradicional cena de hermandad.

El año lo inauguramos con una sa-lida de observación de madruga-da, para ver el eclipse parcial de sol al amanecer. A pesar de ser un día laborable todavía participaron algunos socios, y otros lo hicieron desde sus respectivos lugares de trabajo.

<< FOTO ECLIPSE DE SOL

Pocos días después, nuevamen-te tuvimos que suspender la sali-da de enero por el mal tiempo, en cambio, en febrero tuvimos mas suerte y se pudo realizar la sali-da al Pla de Sabater, aunque sólo se animaron 4 socios. Estuvo muy bien la noche y el frío fue mas que soportable.

Ese mismo mes celebramos la asamblea anual de socios en los locales del Centro Social San Isi-dro, con una notable y participati-va asistencia de socios.

Ya en marzo, Miguel Pérez celebra una charla sobre el sistema solar en el Colegio público CRA Benavi-tes en Quart. La salida de obser-vación prevista para ese mes su-frió el maleficio que hemos pade-cido últimamente con la meteoro-logía y tampoco se pudo realizar.

En el momento de recibir este número habremos participado en las Jornadas de Astronomía del Pla-netario de Castellón, con una conferencia por parte de uno de nuestros socios y el montaje de una observación solar por la SAC. Para los próximos meses está previsto que podamos volver a utilizar, con restricciones en las fechas, el albergue rural Mas de Falcó en Castellfort gracias a las gestiones de Eduardo Soldevila, Pedro Macián y Miguel Pérez fundamentalmente.

De todas formas, la actividad de la SAC ha venido marcada en los últimos tiempos por la necesidad de cambiar de sede social. Como ya se comentó en la asamblea de socios, el Ayuntamiento de Castellón nos informó de que debíamos abandonar la antigua sede de la calle Mayor con el fin de destinarla a nuevos usos por parte de dicho organismo. A cambio nos ofreció ocupar otra dependencia municipal. De las disponibles, la que mas se ajustaba a nuestras necesidades era un local en el antiguo cuartel Tetuan 14, conocido por algunos de los socios veteranos al ser el lugar donde cumplieron el extinto servicio militar obligatorio.

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FOTO DEL PATIO EXTERIOR DE LA NUEVA SEDE

Se trata de un edificio actualmente dedicado a albergar diversas asociaciones sociales. Está situado en un primer piso con fácil acceso a dos patios desde donde se pueden realizar observaciones tanto diur-nas como nocturnas. Se accede por una puerta lateral situada a la derecha de la puerta de la policía municipal, que está abierta las 24h del día.

A principios de marzo, en un tiempo récord, completamos el traslado de la sede. Esto fue posible gracias a los voluntarios que parti-ciparon en el trasiego de libros, revistas y diverso material. Se utilizó exclusivamente los medios propios de los socios, ahorrando gastos a la SAC.

Con el fin de aprovechar mejor las nuevas instalaciones, se decidió en la misma asam-blea de socios adquirir diverso material de observación. El primer instrumento adquiri-do ha sido un telescopio solar con filtro H-al-fa de 60mm de la casa LUNT que en los pri-meros días de utilización ya ha demostrado los excelentes resultados tanto en observa-ción visual como en fotografía.

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PRIMERAS OBSERVACIONES CON EL NUEVO TELESCOPIO SOLAR

Por Carles Labordena

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Posiblemente ya conocéis el significado de esta frase; aunque no está de más, dar una referencia, explicación y cálculo de la “Velocidad de Escape”.

La velocidad de escape, es la velocidad a impri-mir a un objeto, sea cual sea su masa, tamaño, o forma para que pueda escapar a la atracción del Planeta, Asteroide, Cometa, etc., en donde se encuentre. Es evidente que se trata de alcanzar esta velocidad en un corto espacio de tiempo, sin que se aporte más energía posteriormente. Todo esto lo podemos analizar desde nuestro Planeta; lancemos un objeto hacia arriba, por ejemplo una piedra, observaremos que se va alejando de la su-perficie pero frenando hasta que se para y vuelve a caer; esta prueba la repetiremos varias veces, lanzando cada vez con más fuerza, observando lo mismo pero cada vez sube más alto.

El problema trata de calcular la velocidad que hay que imprimir al objeto, que aunque se vaya fre-nando, siempre le quede la suficiente energía ci-nética que supere a la atracción terrestre, que por su parte va disminuyendo y así el objeto se aleje para siempre.

Hay que hacer constar que si se dispusiese de un sistema de transporte el cual fuese elevando lentamente al objeto, el resultado sería el mismo pero este sistema está todavía por descubrir.

El cálculo se realiza con un solo impulso desde la superficie Terrestre, prescindiendo de la fricción del Aire de las capas atmosféricas.

Recordando cual es el trabajo a realizar para ele-var un objeto a “h” metros de altura, tenemos que:

Th = M·g0·h

Th = Julios

g0 = Gravedad a 0 metros

g0 = 9.81 m/s2

M = masa en Kg.

Observaremos que a medida que va subiendo el objeto, g0 irá disminuyendo, por lo que hay que hacer constar que el verdadero trabajo para ele-var el objeto a “h” metros, será:

Th = M·g0·h·(R / h+R)

Siendo R, el radio de La Tierra en metros. Prepa-rando la ecuación, tenemos:

Th = (M·g0·h·R) / (h+R)

Th = M·g0 / (h·R / h+R)

Th = M·g0·(R / (h/h + R/h))

Th = M·g0·(R/1 + R/h)

Para que el objeto se aleje para siempre, h tiene que ser igual a infinito; h=∞, lo cual implica que:

R/h = 0

y por lo tanto:

T∞ = M·g0·R

La energía cinética es:

½·M·V2

las energías cinética y potencial son iguales y por tanto tendremos de dicha unión:

M·V2/2 = M·g0·R

Despejando,

V2 = 2·g0·R

y finalmente,

V = (2·g0·R)½

Aplicando los valores de g0=9,81 m/s2 y R=6.370.000 metros, nos resulta que la Velocidad de escape para la Tierra es de 11.180 m/s

La velocidad de escape es para los planetas bas-tante elevada, no así para los cometas que puede estar entre 10 y 20 m/s, en los cuales las fuer-zas que generan las presiones de gas y vapor son iguales que en la Tierra, cuando circulan a la dis-tancia de 1 U.A. del Sol y por consiguiente los choros generados por el calor en los cometas, lan-zan al espacio cantidades importantes de materia, en forma de gas y polvo.

Velocidad de escape

Por José Luis Mezquita Barberà

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MÉTODOS DE OBSERVACION SOLAR

Para la observación del Sol podemos disponer de varios métodos. El más sencillo consiste en pro-yectar la imagen del Sol sobre una pantalla. Para ello apuntamos al Sol, con un ocular de bajo au-mento y disponemos detrás de él una pantalla blanca. Variamos la distancia de la pantalla y el enfoque con el ocular hasta conseguir una ima-gen nítida y del tamaño adecuado. Es el sistema más sencillo y sobretodo el más seguro.

Otro sistema muy utilizado es el de colocar un fil-tro delante del objetivo que nos atenúe la luz so-lar lo suficiente para poderla contemplar a través del ocular sin peligro para la vista.

Hoy en día casi no se utiliza el prisma de Hers-chel, un dispositivo que atenuaba en gran parte la luz que llegaba al ocular, que necesitaba a su vez de un filtro para disminuir la iluminación a unos niveles no peligrosos para el ojo. En abso-luto se debe utilizar los filtros denominados SUN

que todavía se venden con telescopios baratos. Son extremadamente peligrosos pues se colocan en el ocular sin ninguna atenuación de los rayos solares antes de llegar a él, alcanzando tempe-raturas muy altas que rompen con frecuencia el filtro, con los resultados desastrosos para el ojo que son de imaginar.

El Sol puede registrarse en luz blanca mediante varios dispositivos. Cámaras digitales DSLR, we-bcams o similares, y por supuesto mediante di-bujos esquemáticos.

Finalmente, tenemos otros sistemas que consis-ten en filtrar la luz solar de modo que únicamen-te llegue al ocular una pequeña fracción del es-pectro. Con ello se consigue observar cómoda-mente el Sol y apreciar detalles que no serían visibles en luz blanca o integral. El más utilizado es el filtro de Hidrógeno-alfa. Otra posibilidad es el filtro que deja pasar únicamente la fracción del Calcio ionizado. Ambos filtros pueden adquirirse en la actualidad a unos precios razonables para el aficionado.

EL NÚMERO DE WOLF

Hasta mediados del siglo XIX no existía un mé-todo estándar que permitiese cuantificar la ac-tividad solar. En aquellos años (1843 y 1851) se produjo el doble anuncio de Schwabe poniendo de manifiesto el ciclo solar y, en 1848, Wolf in-trodujo el número que lleva su nombre. Con él

EL SOL (6ª Parte)“Observación sOlar POr el a f iciOnadO”

Por Carles Labordena

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no sólo pudo confirmar la existencia del ciclo sino que consiguió reconstruir ciclo anteriores. Aunque Wolf pensaba que el área de las manchas era un mejor indicador de la actividad, al final optó por un simple recuento, mucho más fácil de calcular durante una observación del Sol.

Para utilizar este sistema conviene repasar lo ya comentado en un artículo anterior:

Los poros son pequeños puntos oscuros en los que no puede diferenciarse entre sombra y pe-numbra. Pueden derivar en una mancha o simple-mente desaparecer al cabo de uno o varios días. Se presentan aislados o en grupos. El número de poros que pueden verse depende de la abertura del telescopio así como del aumento utilizado.

Las manchas, sin embargo, son de un mayor ta-maño, en ellas se diferencia claramente la sombra y la penumbra. La sombra o umbra es oscura y ocupa la zona central de la mancha, la penumbra en cambio es mucho más difusa y su diámetro es al menos el doble que la sombra. Ni la umbra ni la penumbra tienen un aspecto perfectamente regu-lar. Suelen ser redondeadas, ovaladas o alargadas.

Las manchas salen por el este y se ponen por el oeste, aparecen entre las latitudes 5º y 40º (Nor-te o Sur). La duración de las manchas pueden va-riar de unos días a unas semanas. No poseen mo-vimiento propio y su aparente desplazamiento es debido a la rotación del sol y, como ya apunta-mos anteriormente, el hecho de no parecer recto es debido exclusivamente al grado de inclinación del sol. Una mancha nunca cruza el ecuador solar, siempre está desviada al norte o al sur.

Focos: Se llaman focos tanto a las manchas como a los poros individuales, si dentro de una mancha se distinguen 2 sombras tendremos 2 focos.

Grupos de manchas: Conjunto de manchas y po-ros, o de poros individuales, próximos entre sí y que evolucionan de forma conjunta.

A pesar de que el método tiene ciertos problemas, su sencillez ha permitido mantenerlo hasta la ac-tualidad y, de hecho, probablemente no existe en Astronomía una serie de datos que abarque tanto tiempo con la homogeneidad del número de Wolf.

Su cálculo se realiza mediante la siguiente fórmu-la:

R = K (10G + f)

Como ya se vio en un artículo anterior de la mis-ma serie, la actividad solar medida mediante el número de Wolf presenta variaciones undecena-les aproximadamente, existiendo ciclos más in-tensos y otros más suaves a lo largo de los años.

donde R es el número de Wolf (también llamado “número relativo de manchas solares”), k es un factor de reducción, g el número de grupos y f el número de manchas o focos.

k sólo se utiliza a efectos estadísticos, para pro-mediar los datos de varios observadores. Un ob-servador, actuando individualmente, puede con-siderar k =1.

g es el factor que introduce una mayor impreci-sión a la hora de determinar el número de Wolf. La razón es la ambigüedad que existe en el concepto de “grupo”, principalmente cuando los grupos son

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muy pequeños o cuando hay varios en la misma región activa. Un buen conocimiento de la natu-raleza y el comportamiento de las manchas es de gran ayuda. Es frecuente que dos o más grupos aparezcan próximos entre sí y, a veces, la única forma de distinguirlos es observar su evolución. Por eso también es recomendable mantener una continuidad en las observaciones.

El número de manchas, f , incluye tanto los poros (manchas sin penumbra) como umbras. No existe un criterio estándar pero, en general, los poros de pequeño tamaño no son incluidos en el recuento. Cuando hay varios núcleos dentro de una misma penumbra, cada uno es contabilizado como una mancha. Una mancha aislada es considerada un grupo.

Ejemplos:

- Una mancha: R = 10*1+1 = 11

Clasificación de Zurich o Waldmeier

A.- Un simple poro o grupo de poros sin configu-ración bipolar.

B.- Grupo de poros con una configuración bipolar.

C.- Grupo bipolar en el que una de las manchas posee penumbra.

D.- Grupo bipolar cuyas dos manchas principales poseen penumbra. Al menos una de ellas tiene una estructura simple. Generalmente, la longitud del grupo es <10º.

E.- Gran grupo bipolar cuyas dos manchas princi-pales poseen penumbra y, generalmente, una es-tructura compleja. Numerosas manchas más pe-queñas se sitúan entre ellas. Longitud >10º.

F.- Grupo muy complejo o bipolar de gran tamaño. Longitud >15º.

G.- Gran grupo bipolar sin pequeñas manchas en-tre las principales. Longitud >10º.

H.- Mancha unipolar con penumbra. Diámetro >2º,5.

I.- Mancha unipolar con penumbra. Diámetro <2º,5.

Esta clasificación utiliza dos criterios: el aspecto y el tamaño del grupo, y permite describir tanto su morfología como su grado evolutivo. No obstante, debido a varios factores, la clasificación solo pue-de ser aproximada. Por una parte, en las defini-ciones hay ciertas ambigüedades y, además, ne-cesitaríamos medir distancias con bastante pre-cisión. Asimismo, existe una ambigüedad funda-mental que afecta a todas nuestras observaciones

del Sol y que se refiere a la noción de ”grupo de manchas”, especialmente cuando una misma re-gión presenta varios grupos próximos. Tampoco hay que olvidar que estamos intentando incluir en 9 clases diferentes una variedad casi infinita de grupos, y eso significa que cuanto más rigurosos y precisos queramos ser, tantas más excepciones nos vamos a encontrar.

- Un grupo con 8 manchas: R = 10*1+8 = 18

- Un grupo con 3 manchas, un grupo con 19 man-chas y una mancha con 2 umbras: R = 10*3+24 = 54

Clasificación de Mc.Intosh

Esta clasificación es una extensión del sistema de Waldmeier y se viene usando desde 1990. Utiliza un código de 3 letras:

1ª letra.- Es la misma que en la clasificación de Waldmeier con dos excepciones: se suprimen la G y la I. Los grupos G pasan a clasificarse como C, D o E, mientras que la H abarca los grupos uni-polares con penumbra, independientemente de su tamaño.

2ª letra.- Describe el aspecto y tamaño de la prin-cipal mancha del grupo.

3ª letra.- Describe la distribución de las manchas dentro del grupo.

La clasificación de Mc Intosh permite describir la morfología de un grupo de manera más precisa que el sistema de Waldmeier, pero, al eliminar las clases G e I, no tiene el carácter evolutivo de aquél.

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En la actualidad, es el SIDC , (Sunspot Index Data Center o Centro de Datos del Índice de Manchas del Sol), cuya ubicación se encuentra en el Real Observatorio de Bélgica en Bruselas, quien se en-carga de la coordinación mundial del número re-lativo.

El SIDC se fundó en 1981 para continuar el traba-jo del Observatorio de Zürich, cuando esta institu-ción decidió no computar ni publicar más el núme-ro de manchas solares. Por lo tanto, se llegó a un acuerdo entre el ETH de Zürich, el Specola Solare Ticinese de Locarno y el SIDC. Tras este acuerdo, el SIDC, bajo la dirección de A. Koeckelenbergh, comenzaba en enero de 1981 la confección de un índice de manchas solares llamado Número Inter-nacional de Manchas Solares, Ri. La continuidad y coherencia de este nuevo índice con el anterior Rz, se garantizaba con el uso de Locarno (una de las tres estaciones principales de la red de Zürich, junto con la propia Zurich y Arosa) como estación de referencia (asignándole una k = 0.6).

Actualmente el director es Pierre Cugnon. Aunque no hay un número fijo y constante mes a mes de estaciones colaboradoras, suelen oscilar entre 30 y 40 de las que alrededor del 60-65% son ama-teurs. En España colaboran actualmente cuatro: el Observatorio del Ebro (Juan J. Curto), Javier Ruíz (A. A. Cántabra), Jorge Luis del Rosario (Te-nerife) y Salvador Lahuerta (Valencia).

Además hay muchas otras instituciones que ela-boran su propia estadística: muchas agrupaciones astronómicas, NOAA, la sección solar de la AAVSO ...así como muchos aficionados a título individual.

Hoy en día las manchas siguen siendo muy obser-vadas pero sin levantar ya la polémica de antaño. Algo más en lo que la ciencia va mejorando...pero aún quedan mucho por hacer...

Además se pueden localizar los detalles observa-dos, manchas solares, fulguraciones,… sobre una plantilla. Hacen falta varios modelos de plantillas según la inclinación del eje de rotación del Sol, que depende de la época del año. En la imagen se puede apreciar una plantilla para una inclinación de 0º respecto a la Tierra.

En la siguiente dirección se pueden obtener plan-tillas mensuales (varía la inclinación del Sol según la posición de la Tierra):

ftp://howard.astro.ucla.edu/pub/obs/stonyhurst_disks/

PROTUBERANCIAS

Pettit

1.- Activa. El material parece fluir en centros ac-tivos.

2.- Eruptiva. Toda la protuberancia asciende con velocidad uniforme. La velocidad puede incremen-tarse súbitamente.

3.- De mancha. Se encuentran cerca de manchas y toman la forma de un surtidor o un bucle.

4.- Tornado. Una estructura vertical con forma es-piral.

5.- Quiescente. Protuberancia de gran tamaño que solo muestra pequeños cambios en periodos de horas o días.

Völker

Fotogalería

El 6-3-11, Carles Labordena tomó esta imagen con su Canon 500d y SC200 con filtro de luz integral. Es el promedio de 15 imágenes con Registax. Por fin tiene un bonito aspecto lleno de manchas y fáculas en ambos hemisferios. Ya va camino de tener gran actividad.

Sol con gran protuberáncia, por Jose Luis Mezquita. Con telescopio Lunt en pruebas desde la nueva Sede; 4 fotos a 800 ASA y 1/250, más 6 fotos a 800 ASA y 1/30. Cámara 350D + Barlow 3x. Procesado con Registax y Photoshop.

Bueno, a la foto no pudo llegar Calisto porque estaba muy lejos pero si que se reunieron el resto de la familia:A la izda y casi tocando al planeta estaba Europa.El primer satélite a la derecha del planeta es Gamínedes.El siguiente más a su derecha IoY finalmente, en el centro de la imagen: Júpiter con la sombra de Gamínedes sobre su superficie y la Mancha Roja casi desapareciendo por el borde derecho.Bromas aparte esto es el resultado de 900 frames tomados con la ToUcampro II en el S/C de 254mm a f:20 tratados con Registax y Noiseware.Noche del 16-10-10.Por Jose María Sebastià.

M-20 La nebulosa Trífida. Telescopio Meade LX200 de 254mm a f:6,3 guiado con Star Shoot autoguider en un refractor de 102 mm a f;5. 4 fotografias de 300 seg a ISO 800 + 1 dark tomadas con una Canon EOS 300D. Apiladas con DSS y procesadas con PixInsight. Retoque final con Noiseware. Fotos tomadas el 14-7-10 desde La Renegá (Oropesa)Por Jose Maria Sebastià.

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COORDENADA HELIOGRÁFICAS

Para fijar la posición de un punto sobre la super-ficie terrestre utilizamos dos coordenadas: la lati-tud y la longitud. La latitud se mide desde el ecua-dor hacia los polos y desde 0º hasta 90º. Para la longitud, se fija arbitrariamente un meridiano origen (Greenwich) y, a partir de él, se mide ha-cia el Este y el Oeste, desde 0º hasta 180º.Análo-gamente, en el Sol se definen una longitud y una latitud heliográficas.

La latitud se determina igual que en nuestro pla-neta: desde el ecuador solar hacia los polos y des-de 0º hasta 90º. Para definir la longitud se hace preciso fijar un meridiano origen, pero como no hay ninguno especialmente privilegiado, se eli-ge, por convenio, el meridiano correspondiente al nodo ascendente del ecuador solar sobre la eclíp-tica el 1 de enero de 1854 a las 12 h. La longitud se mide desde 0º hasta 360º hacia el Oeste, es decir, en el sentido de la rotación solar. Así pues, conociendo la latitud y la longitud heliográficas podemos determinar la posición de cualquier pun-to sobre la superficie solar.

Sin embargo, no hay que perder de vista que en el Sol no hay estructuras estáticas y que, por tan-to, lo normal es que las coordenadas de un detalle vayan variando con el tiempo. Si los ejes de rota-ción del Sol y la Tierra fuesen paralelos entre sí y perpendiculares a la eclíptica, el eje de rotación solar siempre se vería en dirección Norte-Sur y el ecuador solar sería un línea recta que pasaría por el centro del disco aparente. Ahora bien, el eje te-rrestre está inclinado 23º26’ y apunta hacia la es-trella Polar, mientras que el eje de rotación solar está inclinado 7º15’ y se dirige hacia un punto de la constelación de Cefeo situado aproximadamen-te en 23h +77º.

La combinación de ambas inclinaciones provoca, a lo largo del año, una desviación del eje solar res-pecto a la dirección Norte-Sur y una inclinación del ecuador respecto a la visual. Quizás la mejor forma de apreciar estos efectos sea mediante una imagen y, por eso, reproducimos en la siguiente figura las diferentes orientaciones del disco solar en los 12 meses del año:

Como es lógico, este aspecto tan distinto que pue-de presentar el Sol influye considerablemente a la hora de calcular las coordenadas de un detalle, pues lo que medimos en principio es la posición de ese detalle sobre el disco aparente.

Para poder realizar posteriormente las debidas correcciones, se definen dos ángulos que caracte-rizan la posición de la red de coordenadas sobre el disco solar. Al primero de estos ángulos se le asigna la letra P y es el ángulo de posición del ex-

tremo Norte del eje de rotación medido desde el punto Norte del disco, positivo hacia el Este y ne-gativo hacia el Oeste. P puede variar a lo largo del año desde –26º,32 hasta +26º,32. En la siguien-te figura aparece representado con sus máximos valores:

Medidas con plantillas

La forma más sencilla de medir la posición de las manchas es utilizar una plantilla sobre un dibujo o una fotografía del Sol. El meridiano de la plan-tilla debe coincidir con el eje de rotación solar y, por ello, debemos orientar la imagen de la manera más precisa posible.

Si usamos un dibujo, debe estar hecho por pro-yección y en él marcaremos la posición de las principales manchas. A continuación, mantenien-do quietos el telescopio y la pantalla, esperamos un tiempo para que la imagen del Sol se desplace a causa del movimiento diurno. Entonces marca-remos de nuevo algunas manchas. La línea que una la nueva posición con la antigua nos señalará la dirección E-W. Posteriormente buscaremos en las efemérides el valor de P (el ángulo de posición del polo Norte solar) y llevándolo sobre el dibujo ya lo tendremos orientado.

Utilizando una fotografía el método es parecido. Tendremos que tomar dos imágenes del Sol sobre la misma foto, en un intervalo de tiempo de algo más de un minuto, dejando inmóvil el telescopio. La dirección E-W vendrá marcada por el desplaza-miento sufrido por las manchas entre ambas imá-genes. Es necesaria una gran rigidez en el tele-scopio y en el acoplamiento de la cámara, pues una pequeña desviación puede suponer un error

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considerable en las posiciones. Al igual que antes, el ángulo P nos dará la dirección del eje solar.

Todavía queda por corregir el ángulo B0 (la inclina-ción del ecuador respecto de la visual). Para con-seguirlo necesitamos un juego de plantillas, cada una de ellas dibujada para un ángulo distinto, y elegir, con ayuda de las efemérides, aquellas cuya inclinación más se aproxime a la del momento de la observación.

En las efemérides obtendremos también la longi-tud del meridiano central ( L0) Dado que las plan-tillas sólo nos ofrecen la diferencia en longitud respecto al meridiano, sumando esta diferencia a L0 determinamos la longitud heliográfica de la mancha.

El error proporcionado por las plantillas habitual-mente es superior a 1º debido sobre todo al di-bujo impreciso de las manchas o a errores en la orientación de la imagen. No obstante, unas plan-tillas ya permiten obtener con suficiente fiabilidad la distribución de grupos en la superficie solar y hacer un seguimiento de diversos aspectos como la ley de Spörer o los complejos de actividad.

FULGURACIONES

Las fulguraciones visibles en Ha se clasifican en:

Clase “S”son aquellas cuya superficie es menor de 100*10E-6 del hemisferio visible

Clase “1” son aquellas cuya superficie esta entre 100 y 250 *10E-6 del hemisferio visible

Clase “2” son aquellas cuya superficie esta entre 250 y 600 *10E-6 del hemisferio visible

Clase “3” son aquellas cuya superficie es superior a 600*10E-6 del hemisferio visible

REGISTRO DE ACTIVIDAD SOLAR EN H ALPHA

La actividad solar en la longitud de onda H alpha se puede observar con telescopios preparados para observar únicamente esta línea del espectro. Era un campo poco transitado por los aficionados debido al alto precio de los equipos de filtros es-peciales que permitían observar este segmento de la luz del Sol. Desde la aparición de los popula-res telescopios PST de Coronado, y posteriormen-te su equivalente económico de la casa Luna, es-tamos mucho más familiarizados con el fascinante aspecto de nuestra estrella en la luz del hidrógeno alpha, las protuberancias pueden ser observadas en cualquier momento, sin necesidad de esperar la rara circunstancia de un eclipse total de sol, los filamentos, las zonas activas e incluso las fulgu-raciones están a nuestro alcance. Unas imágenes del Sol ricas en detalles y que proporcionan una información muy rica respecto a la actividad de la estrella son fácilmente accesibles.

Esta información puede ser registrada de diversos modos. Las más sencillas son la captura de imá-genes a través de un telescopio en H alpha con cámaras digitales DSLR o con cámaras de captura de vídeo. También pueden obtenerse esquemas sobre plantilla solar, mediante el dibujo de los de-talles. Estos registros pueden ser remitidos a or-ganismos que reúnen observaciones de aficiona-dos de todo el mundo y analizan la actividad solar.

Las observaciones se pueden remitir a la ALPO (Assn of Lunar & Planetary Observers) http://www.alpo-astronomy.org/solarblog/ , al GFOES http://www.astrosurf.com/gfoes/ o a agrupacio-nes de nuestro entorno.

Con este artículo finalizamos la serie dedicada a nuestra estrella. Estos próximos años previsible-mente asistiremos a un aumento en la actividad solar, aprovechemos la oportunidad para obser-varla y si es posible registrarla.

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En2009secumplióelcuadragésimoaniversariodelallegadadelHombrealaLuna.TalproezatecnológicafuelogradaporlosEstadosUnidosen1969yconstituyóelbrillantecolofónalallamada“carreraespacial”,enlaqueelmencionadopaísylahoyextintaUniónSoviéticapugnabanporserlosprimerosenalcanzaréxitosastronáuticos.

Sinembargo,lacosanofuetanidílicacomoparece.AunquedecaraalaopiniónpúblicaelProgramaApollosepresentócomounaempresaqueaportaríanumerososavancestécnicosycientíficos,queseconsiguieronperoenmenormedidadeloquehubierapodidoser,lociertoesquedetrásdedichoProgramahabíagrandesyoscurosinteresespolíticosymilitaresquefueronlosverdaderosmotoresdelProyecto.NohemosdeolvidarquelaépocahistóricaenlaquesedesarrollanlosvuelostripuladosalaLunaseenmarcaenla“GuerraFría”,periodoenelqueestadounidensesysoviéticos,poseedoresambosdelabombaatómica,iniciaronunaesca-ladaarmamentísticaconlaquepretendíanintimidarsemutuamenteenlaquelosviajesespacialesfueronuti-lizadoscomoescaparatedelacapacidadtecnológicadecadaunoydelpodermilitarderivadodeella.Así,laposibilidaddeenviarhombresalaLuna,acariciadaporambaspartes,seconvirtióenelobjetivoprincipalporlaamenazaquepodríasuponerparaelrivalesademostracióndesuperioridad.

Los antecedentes

PodemosdecirqueelProgramaApollose inicióconeldiscursoqueelpresidenteestadounidenseJohn F. Kennedypronuncióel25demayode1961,enelquesecomprometióaquesupaíspusieseunhombreenlaLunaylodevolviesesanoysalvoanuestroplanetaantesdefinalizaraquelladécada.EsteretonofuemásqueeldeseodesituaralosEEUUalacabezadelacarreraespacialqueporaquellosdíasestabadominadadeunamaneraindiscutibleporlaURSS.Dehecho,lossoviéticoshabíanconseguidoéxitosformidablesconelenvíoalespaciodelprimersatéliteartificial(Sputnik-1,1957),elprimerservivo(laperritaLaikaabordodelSputnik-2,1957)yelprimer laboratoriogeodésico (Sputnik-3,1958).Asimismo, fueron losprimerosnosóloenlanzarunasondaalespacioexterior,rumboalaLunadelaquepasóa6.000Km(Lunik-1,1959),sinoenimpactarunobjetoennuestrosatélite(Lunik-2,1959)yenobtenerfotografíasdelacaraocultalunar(Lunik-3,1959).Porúltimo,yporsifuerapoco,tambiénlossoviéticoslograronserpionerosenelenvíodesereshuma-nosalespacio,siendoYuri A. Gagarin,abordodelVostok-1,lanzadoel12deabrilde1961,elprimerastron-autadelahistoriaqueorbitólaTierra.

Sinembargo,losyanquistodavíanoestabanpreparadosparaasumireldesafíodesupresidentedebidoaqueporesasfechasapenashabíantenidoéxitocondossatélites(Explorer-1yVanguard-1,ambosen1958)yconunasondalunar(Pioneer-4,1959)quepasómuylejosaúndesuobjetivo(a60.000Km).PorelloyconelfindeiraumentandosusposibilidadesdecaraalProgramaApollodesarrollaroncincoproyectospreviosdelosquedoserantripulados(MercuryyGemini)ylosotrostres(Ranger,LunarSurveyoryLunarOrbiter)consistieronensondasqueseenviaronalaLuna.Losvueloscontripulaciónteníancomofinelperfeccionamientodeldi-señodecohetesylaadquisicióndedestrezaenlamaniobrabilidaddelosmismos,mientrasquelassondasseusaronparamejorarlatrayectoriahastanuestrosatéliteyparafotografiarsusuperficieconelobjetodeelabo-rarunadetalladacartografíaconlaquesepudieranelegirloslugaresmásapropiadosparalosfuturosaterri-zajesconastronautas.Además,losdescensoscontroladosdealgunasdeestassondasalaLunatambiénseutilizaroncomoensayosdelossistemasqueposteriormenteseutilizaríanenlasnavesApollo.

Asípues,cuandolosEstadosUnidossesintieronlosuficientementepreparadosiniciaronelplanmásambicio-soquehayaconocidolahistoriadelaexploraciónespacialhastalafecha,enelqueseinvirtieronentre20.000y25.500millonesdedólaresdelaépoca,yenelquehasta1972estuvieroninvolucradasunas400.000perso-nasentretécnicos,ingenierosycientíficosdelaNASAyempleadosdeloscientosdeempresasprivadasydevariasuniversidadesquetambiénparticiparon.

Programa Apollo:desembarco en la Luna

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La nave Apollo

LanaveApolloestabaformadaportrespartesllamadasrespectivamente“MódulodeMando”,“MódulodeSer-vicio”y“MóduloLunar”.

ElMódulodeMandoeraunhabitáculoconformatroncocónica(lacápsula)quemedía3,9mdediámetroensubasemayory3,2mdealto.Teníacapacidadparaalbergartresastronautasquepasabanallícasitodoelviaje(dehecho,elquenodescendíaalaLunalopasabaentero)yporelloestabaequipadoconlamayorpartedelossistemasdecontroldelanaveydemantenimientodelatripulacióntalescomoordenadores,panelesconincontablesbotonesyclavijas,asícomodispositivosdenavegación,desupervivencia,decomunicaciónconelCentrodeControl,etc.ÉstaeralaúnicaporcióndelacolosalestructuraformadaporelApolloysucohetelanzadorqueserecuperabaalfinaldecadamisión,porloqueensupartesuperiorhabíaunoscompartimentosconvariosparacaídasqueseusabanparareducirlavelocidadduranteeldescensoenelregresoalaTierra,yenlainferiorexistíaunescudotérmicoquelapreservabadelenormeaumentodetemperaturaquedebíasufrirporlafricciónconlaatmósfera.

Antesdel lanzamientoelMódulodeMandoestabarecubiertoensupartesuperiorporotroescudoprotectorensambladoauncohetedeescape,de10,3mdelargoy1,2mdediámetro,queencasodeemergenciaeracapazdealejardichoMódulolosuficientecomoparaponerasalvoalatripulación.

PordetrásdelacápsuladescritayunidoaelladurantetodoelrecorridodeidayvueltahastapocoantesdelareentradaenlaatmósferaterrestresehallabaelMódulodeServicio1.Éste,conunasmedidasde7,56mdealturay3,9mdediámetroteníaformacilíndricaconunagrantoberaensuparteposterior,correspondientealmotorprincipalconelqueseimpulsabaosefrenabaelconjuntodelanaveApollo.EraelúnicoMódulonoha-bitableyensuinteriorsehallaba,ademásdelcitadomotorydelosdepósitosdecombustibleydecomburente2 queloalimentabanyqueocupabanlamayorpartedelespaciodisponible,todolorelacionadoconelfunciona-mientodelanaveydesusdiversossistemas:tanquesdeoxígeno,bateríasparalaproduccióndeelectricidad,antenasdecomunicación,radiadores,depósitosdeaguayotroscomponentes.

LatercerapartedelApolloera,comohemosdicho,elMóduloLunarelcual,debidoaqueestabadiseñadoparadesplazarseenelvacío,eraelúnicoquenoteníaformaaerodinámica.Tambiéneraelúnicoqueconstabadedospartesoetapas,ladedescensoyladeascenso.Laprimeraposeíaeltrendeaterrizaje,compuestoporcuatrorobustaspatasparaposarsesobrelasuperficielunar,asícomolatoberayloscomponentesdelmotordefrenadoconelquesecontrolabaeldescensoyquelosastronautasdeteníanencuantounossensoresubi-cadosenlasantedichaspataslesinformabandequehabíantocadoelsuelo.Porsuparte,laetapadeascensoutilizabaotromotorquelepermitíaimpulsarseparapartirdelaLuna,abandonandoenéstaalaetapaanterior3.Además,ladeascensoteníaensuinteriorespaciosuficienteparaalbergaradostripulantes,queibandepie,estandoequipadaconsuscorrespondientespanelesdemando,sistemasdecomunicaciónydemás.Elcon-juntodeambasetapasmedía6,37mdealtopor4,27mdeancho.

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1 El conjunto formado por los Módulos de Mando y de Servicio recibía el nombre de “Módulo Orbital”.2 El comburente es una sustancia que provoca o acelera la combustión.3 Además de los motores principales indicados para cada uno de los Módulos del Apollo, éstos tenían otros secundarios que les permitían realizar diversas maniobras durante el vuelo.

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DurantegranpartedeltrayectodeidaalaLunaelMóduloLunarviajabaacopladoalaparteanteriordeldeMando,demaneraquelosastronautaspudiesenpasardelunoalotroatravésdeunaescotilla,peroenelmo-

mentodel lanzamientoseencontraba,con laspatasple-gadas,enunacámaraconformatroncocónicasituadaacontinuacióndelMódulodeServicio.Eldiámetrosuperiordeestacámaramedía3,9myelinferior6,6m,siendosualturade8,4m.

PordebajodelanaveApollo,someramentedescritahastaaquí, se hallaba el enorme cohete lanzador llamadoSa-turnV,unade lasmáquinasmáspotentesquesehayanconstruido nunca. Concebido por Werhner von Braun,ingeniero de origen alemán y discutido pasado, consta-badetresfasesoetapasqueconteníancasiúnicamentesuscorrespondientesmotoresylosdepósitosdecombus-tibleydecomburenteasociadosalosmismos,ademásdelosdispositivosnecesariosparasufuncionamiento.TodaestaestructuraseuníaalcompartimentodelMóduloLu-narmedianteunanillodeinstrumentos,de0,91mdealtoy6,6mdediámetro,quealbergaba,entreotros,diversosequiposparaelcontroldelvuelodelcoheteyelsistemadedeteccióndeemergencias.

Ensambladaalaparteinferiordeesteanilloseencontra-balaterceraetapadelSaturnV,llamadaS-IVB,queeralamenordelastres.LlevabaunmotorJ-2ymedía18mdelongitudpor6,6mdediámetro,aunquealaalturadelatoberaseensanchabahastalos10m(elmismodiáme-troqueteníanlasotrasdosetapas)parapoderacoplarsea la segunda faseoS-II situadadebajo.Ésta,equipadaconcincomotorestambiénJ-2,tenía25mdealtoydabapasoalaprimeraetapaymayordetodas,laS-IC,queal-canzabalos42mdelongitud.Porúltimo,enlabasedelamismahabíacuatroaleronesestabilizadoresypordebajocincoimponentestoberascorrespondientesaotrostantosmotoresF-1.

El viaje a la Luna

Elviajea laLunase iniciabaen laPlataformadeLanza-miento,situadaenlasinstalacionesdelaNASAenCaboKennedy(hoyCaboCañaveral,Florida),conelespectacu-larencendidodeloscitadosF-1,queoriginabaunestruen-doyunahumaredaperfectamentedetectablesavarioski-lómetrosdedistancia.Sibienelascensocomenzabalen-tamenteconelfindeevitarquelosastronautassufriesendemanerainnecesarialosefectosdeunabruscaacelera-ción,dichosmotoreserancapacesdeenviara70kmdealtitudlas3.300TmdelgigantescoconjuntoApollo-Saturn

V,completamenteequipado,enunosdosminutosymedio4.Unavezaesadistanciayagotadoelcombustiblede laetapaS-ICéstasedesprendíade laS-II,cuyoscincomotoresentrabanen ignición.Trasaproximada-

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4 La altura del Apollo-Saturn V era de 110,65 m, más o menos el equivalente a un edificio de treinta y seis plantas.

Esquema de la nave Apollo y del cohete lanzador Saturn V.

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menteseisminutoslanaveseelevabahastaunos180km,ylasegundaetapatambiénseseparaba.DuranteesetiempoeradisparadoelcohetedeescapejuntoconelescudotérmicoalqueestabaunidoyqueprotegíaelMódulodeMandoporsupartesuperior.Después, laterceraetapaoS-IVBseencargabadesituaraunaaltitudde190kmloquequedabadelanave,cosaquesucedíaenalgomásdedosminutos.Unavezallí laastronavequedabaenórbitaterrestreapagándoseelmotorJ-2,loqueaprovechabalatripulaciónparacom-probarquetodoestabaenorden.

Alcabodeunparderevolucionesalrededordenuestroplaneta,yenelinstantepreciso,laterceraetapaen-cendíadenuevosumotorduranteotrosseisminutosparaimpulsarlanavecaminodelaLunaalaincreíblevelocidaddecasi40.000km/h(algomásde10km/s).Luego,losMódulosdeMandoydeServicio,unidos,seseparabanunosmetrosdelaetapaS-IVBydespuésdedarunavueltade180gradosseacercabanlentamen-tealMóduloLunar,cuyocompartimentosehabíaabiertoparafacilitarlamaniobra,acoplándosealmismoporlapartedelanteradeldeMando.TrasestauniónelApollosedesprendíadefinitivamentedelaterceraetapaycontinuabasuviajeensolitario.

LaduracióndelatravesíahastalaLunaeradeunostresocuatrodías,enlosquelanaverotabasuavementesobresuejelongitudinalparaevitarelsobrecalentamientodelaparteiluminadaporelSol.Alprincipio,debidoalagravedaddelaTierrayaqueelavanceserealizabaporinercia,lavelocidadibadisminuyendohastallegaralos5.400km/h.ParaentonceselApollohabíaalcanzadoyaelpuntoenelquelaatracciónlunarsuperaalaterrestreporloquevolvíaaacelerarpocoapocohastaencontrarseenlascercaníasdelaLuna.Allíteníaquemaniobrarconelfindeentrarenórbita,cosaqueselograbafrenandolaastronavemedianteelencendidodelmotordelMódulodeServicio,cuyatoberaestabaorientadahacianuestrosatélite,duranteunosseisminutos5.AsíseconseguíaunaórbitaelípticaquetrasunaposteriorcorrecciónpasabaasercircularconelApolloaalgomásde110kmdelasuperficielunaryaunavelocidadde5.800Km/s,demaneraquelaastronavedabaunavueltacompletaalaLunacadadoshoras.Esteeraunodelosmomentoscríticosdelamisión:sinosehabíacalculadobienlatrayectoriaosehacíamallaoperaciónelApollopodíaperderseenelespacio,noentrarenórbitayvolveralaTierra,oestrellarsecontranuestrosatélite.Además,existíaladificultadañadidadequeesamaniobradebíallevarseacabosobrelacaraocultadelaLunay,porlotanto,sincomunicaciónconHouston(Texas),dondeestabaelCentrodeControl.

Trasvariascircunvolucionesalrededordenuestroastrovecino,durantelasquelosastronautascomprobabandenuevoquelascosasseguíanyendobien,dosdeellospasabandelMódulodeMandoalLunar,quecomodijimosanteriormenteestabancomunicados,paraactivarlosdiversossistemasdeesteúltimoeinstalarseenél.Alcabodecincohorasaproximadamente,ytrasdesplegareltrendeaterrizajedelMóduloLunar,ésteseseparabadeldeMandoiniciandoeldescenso,noexentoderiesgos,hacialasuperficiedelaLuna.Paraelloeranecesariocorregirlatrayectoriaconlosmotoressecundarios,asícomoirregulandoelencendidodeldelaetapadedescensoconelobjetodefrenarlanavehastaconseguirunaterrizajesuave, loqueselograbaentredosytreshorasdespués.Yasobrenuestrosatélite,yunavezverificadostodoslossistemasdelmen-cionadoMóduloLunar,losdostripulantes,protegidosporsustrajesespaciales,salíanalexteriorparaexplorarelterreno,colocaraparatoscientíficos,recogermuestrasderocasypolvolunares,tomarfotografías,llevaracaboexperimentos,yotrastareasque,comoalgunasactividadesrealizadasalolargodetodoelviaje,erantransmitidasportelevisiónamillonesdeespectadoresque,a384.400km,seguíanconinterésycuriosidadlasandanzasdelosprimerosdocesereshumanosquepisabanotromundo.

ElmomentodedespegardelaLunaparaunirsedenuevoalMóduloOrbitaleraotrodelosquegenerabanten-siónpuestoquesialgofallabaynoseproducíaeseacoplamiento,nohabíaposibilidadalgunaderescataralosastronautas6.Perositodoibabien,comoasísucediósiempre,enalgomásdesieteminutosdefuncionamientoelmotordelaetapadeascensodelMóduloLunarsituabadichaetapaaunos18kmdelsuelo,alavelocidadde6.100km/h,poniéndolaenórbita.Posteriormente,ytrascorregirlaórbitaanteriorparaalcanzarlaaltitudde110kmnecesariaparaunirsealantescitadoMóduloOrbital,seprocedíaalacoplamientoentreambos.El____________________________

5 Aunque la nave sufría un movimiento de oscilación, en la ida la parte “delantera” del Apollo tendía a ser la tobera del Módulo de Servicio y la “trasera” el Módulo Lunar, de manera que los astronautas viajaban prácticamente de espaldas a su objetivo.

6 El único motor de la fase de ascenso del Módulo Lunar del Apollo 11 se había probado en tierra sólo seis veces, de las que había fallado en tres. Es sólo un ejemplo del excesivo riesgo al que, en ocasiones, se enfrentaron los astronautas del Programa.

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procesocompletodesdeeldespeguedelaLunahastaensamblarseconelMóduloOrbitaldurabaentretresycuatrohoras,ytrasélseprocedíaadesprendersedelafasedeascensodelMóduloLunardespuésdequelosdosastronautasquelopilotabanhubieranpasadohastaeldeMando,llevandoconsigolasmuestrasrecogidasenlaLuna,reencontrándoseasíconsucompañeroque,durantetodoeltiempodelaexploracióndelasuper-ficielunar,habíapermanecidoenórbita.

UnavezelMóduloOrbitalsequedabasoloprocedíaagirarsobresímismoparaobtenerunaposiciónquelepermitieraalejarsedelaLunaconsupartedelantera“apuntando”hacialaTierra.Luego,conesaorientaciónyenelmomentoadecuado,seponíaenmarchaelmotordelMódulodeServiciodurantedosminutosymedio,tiemposuficienteparaabandonarlaórbitalunarendirecciónanuestroplaneta,a9.500km/h.Aligualqueenlaida,eldesplazamientoserealizabaporinerciademodoquelagravedadlunaribafrenandolanavehastaalcanzarladistanciadondelaatracciónterrestreesmayor.Allí,elMóduloOrbital,girandodenuevosobresuejelongitudinalparaimpedirsobrecalentamientosporlaluzsolar,llegabaa1080km/h,velocidadquecrecíaprogresivamentehastalos40.200km/hyaenlasproximidadesdelaTierra.

PocoantesdeiniciarlareentradaenlaatmósferaelMódulodeMandoseseparabadeldeServicioyluegoha-cíaunamaniobraparaquesuescudotérmicorecibieraelimpactodelaireyleprotegieseasídelasenormestemperaturas(delordendelos2.800ºC)producidasporlafricciónconelmismoatanaltavelocidad.Peroesanoeralaúnicapreocupacióndelosastronautasydeloscontroladoresdevuelo;lareentradadebíahacerseexactamenteconelángulocorrectopuestoquesiésteeramayorelMódulodeMandoseabrasaríaysieramenorrebotaríaenlaatmósferaysaldríadespedidoalespaciosinposibilidaddevolver.Paraaumentarmáslaincertidumbre,aesatemperaturaelaireencontactoconlacápsulaseionizaba,loqueimpedíalascomuni-cacionesporradioentrelanaveyelCentrodeControldurantealgunosminutos.

Sobrelos7.300mdealtitudytrasnotarlatripulaciónquesusextremidadesseíbanhaciendocadavezmásdifícilesdemanejarpor lapérdidade la ingravidez, losviolentoszarandeosquehabíasufridoelMódulodeMandoensulargacaídalibreseveíanatenuadosporunligerotirónoriginadoporlaaberturadedospequeñosparacaídasenlapartesuperiordelanave,alosqueseañadíanotrostresmuchomayorescuandolacápsulaestabaasólo3.000mdelasuperficieterrestre.Porúltimo,alrededordediezminutosdespuésdeliniciodelareentrada,elMódulodeMandodescendíasuavementeenunpuntodeterminadodelOcéanoPacíficodondemiembrosdelaMarinaestadounidenselorecuperaban,despuésderecogeralostresastronautas,dandoasíporfinalizadoelviaje.

ElMóduloOrbitaldelApollo16vistodesdelaetapadeascensodelMóduloLunar.

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Las misiones Apollo

LaprimeramisiónrelacionadaconelProgramaApollosedenominóAS-201ysirvióparaestrenarelcohetelanzadorSaturnIB,posteriormenteutilizadoenalgunosotrosvuelosiniciales.AéstalasiguieronlaAS-202,enlaqueseprobaronlosMódulosdeMandoydeServicio,ylaAS-203,queevaluóelcoheteSaturnIVB,usadomástardecomounadelasetapasdeldefinitivoSaturnV.Todasellasfueronlanzadas,sintripulación,en1966.

Despuésestabaprevistocontinuarcon laAS-204,concebidacomoelprimervuelodelProyectoconastron-autasabordo.Grissom, White y Chaffee ibanarealizarnuevaspruebasdelMódulodeMandoenelespa-cioperoel27deenerode1967unincendio,originadoporunachispaenlacabinaduranteunasimulaciónentierra,acabóconsusvidas.Así, loscitadosastronautasseconvirtieronenlasprimeras(yafortunadamenteúnicas)víctimasdelPrograma.TrasestetrágicoincidentelaNASAdecidióhomenajearalosfallecidosrenom-brandolamisióncomoApollo1.

ElsucesodescritoobligóadiseñarunmodeloprácticamentenuevodeMódulodeMandoconinnumerablesmejorasrespectoalanterioryqueofreciesemayorseguridadperotambiénacarreóunconsiderableretrasoeneldesarrollodelProyectoyuncambiodeplanesquesetradujoenquelosvuelosApollo2yApollo3nollega-ranarealizarse,porloquelasiguientemisión,otraveznotripulada,sellamóApollo4.Éste,lanzadoen1967,fueelprimervuelodelSaturnVcompletoeigualmenteelprimeroenelquesehizounsimulacrodereentradaconelMódulodeMando.

Lasdossiguientesmisiones,Apollo5yApollo6,fueronenviadasalaórbitaterrestreen1968.EnlaprimeraseprobóelMóduloLunaryconlasegundaserepitióelvuelodelApollo4,aunqueconunacargamayor,perosinpoderrealizarlasimulacióndelareentradapordetectarsevibracionesanómalasypordiversosfallosenelencendidodelosmotores.

LaprimeramisióntripuladadelProgramafueladelApollo7,lanzadoel11deoctubredelmismoaño,enelqueviajaronSchirra, Eisele y Cunningham.SuprincipaltareaconsistióenprobarelMódulodeMandoenelespacioduranteoncedías,loquesalióalaperfecciónyanimóalaNASAaseguirconelProyecto.Sinembar-go,eltiempohabíapasadomuydeprisayexistíalaposibilidaddenopodercumplirelcompromisodeKennedy,porloquesedecidiócorreralgunosriesgos.Así,elsiguientevuelo,tambiénconastronautas,seríaenviadoaorbitarlaLunaconunanaveApollocompletaaunqueconelMóduloLunarnooperativo,paracomprobarlalla-mada“trayectoriaderetornoautomático”7sinpruebaspreviasnotipuladasqueconfirmaranlaviabilidaddelamisma.Porsuerte,elApollo8,enviadoalespacioel21dediciembre,fueunrotundoéxitoysutripulaciónseconvirtióenpioneraenmuchosaspectos.Noenvano,Borman, Lowell y Anders,fueronlosprimerossereshumanosquesalieronalespacioexterior,losprimerosenorbitarlaLunay,portanto,losprimerostambiénenverconsuspropiosojossucaraoculta.Igualmente,fueronlaspersonasquemáslejoshabíanviajadohastaentonces,lasqueamayorvelocidadlohabíanhechoy,asimismo,fueronlosprimerosastronautasqueseso-metieronalosrigoresdeunaverdaderareentradaenlaatmósferaterrestre.

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7 Así se llamaba la trayectoria diseñada para volver a la Tierra en caso de tener problemas, aprovechando la gravedad lunar. Gracias a ella pudo regresar el Apollo 13 a pesar de haber sufrido un grave percance.

El accidentado paisaje lunar que se encontraron los astronautas del Apollo 17.

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ElApollo9llevóacabolaprimerapruebatripuladadelMóduloLunarenórbitaterrestre,yenelviajeposteriorlosastronautasdelApollo10ensayaronelaterrizajesobrenuestrosatélite,consuscorrespondientesmanio-brasentrelosMódulosOrbitalyLunar,llegandoelúltimoaunadistanciadetansólo15kmsobrelasuperficiedelaLuna.TrasloslogrosdeestosvueloslaNASAseconvenciódequepisarelsuelolunareraalgorealmenteposibleyqueestabayamuycerca.

LaculminacióndelProgramallegóconlahistóricamisiónApollo11,quefuelanzadael16dejuliode1969al-canzandolaLunacincodíasmástarde.MientrasCollinspermanecíaenórbita,Armstrong y Aldrin-poreseorden-seconvirtieronenlosprimerossereshumanosquepisabannuestrosatélitetrasaterrizarconelMóduloLunar,despuésdesuperaralgunasseriasdificultades,enlavastallanuradelMardelaTranquilidad.Allíper-manecierondurante21hy31m,delasque2hy36mcorrespondieronalasactividadesrealizadasfueradelanave,sobrelaLuna.Elacontecimientotuvounarepercusiónmundialyfuevistoendirectopormillonesdeper-sonasenloquefuelaprimeraretransmisióntelevisivadesdeotromundo.Además,paralosestadounidensestuvoelalicienteañadidodeafianzardefinitivamenteasupaísalfrentedelacarreraespacial.Lostresastron-autasregresaronalaTierrael24dejulioyposteriormentefueronhomenajeadosenEEUUyenotrasnaciones.

LasiguientemisiónenaterrizarsobrelaLunafueelApollo12.Segundosdespuésdeiniciarsuviaje,el14denoviembre,unrayooriginadoporelpasodelcoheteatravésdelaimponentetormentaqueestabacayendoimpactósobrelaplataformadelanzamientoafectandoalanavequesequedó“aoscuras”yconlosordena-doresbloqueados.Porfortuna,trasunosminutosdedesconciertotodovolvióalanormalidady,siguiendoelplanprevisto,elMóduloLunarpudollegaranuestrosatélitedondeseposóenelOcéanodelasTormentas(alsurdelcráterLansberg)aescasosmetrosdelasondaSurveyor3delaqueserecuperaronalgunoselementos.

ParacuandolosvuelosalaLunaestabanconvirtiéndoseenalgohabitualyelgranpúblicocomenzabaamos-trarunmenorinterésporellosllegóelApollo13.Enviadoalespacioel11deabrilde1970,fuelaúnicamisióndelProgramaque tuvoquecancelarelaterrizajedebidoa losproblemasocasionadosenplenoviajepor laexplosióndeuntanquedeoxígenoenelMódulodeServicio,quedañóseriamentesumotorydisminuyódemanerapeligrosalasreservasenergéticasdelanave.Sutripulación,Lowell, Swigert y Haise,tuvoqueins-talarseencondicionesprecariasenelMóduloLunar,diseñadocomovimossóloparadosastronautas,yaquefuenecesariodesconectartodosloscomponentesdeldeMandoconelfindeahorrarenergíaparaintentarelregreso,quealfinalpudoconseguirseconéxito.Elhechodequelamisiónrozaraeldesastrehizoqueelmun-doenteroestuviesependienteotravezdeunvuelohastanuestrosatélite.

LascuatromisionesrestantesdelProgramatranscurrieronsinincidentesdeimportancia.ElApollo14,lanzadoel31deenerode1971,aterrizóalnortedelcráterFraMauro,enelMardelasNubes,dondesusastronautasutilizaronunacarretillaparapoderrecogermayorcantidadderocaslunares.Elvuelosiguiente,Apollo15,en-viadoalaLunael26dejulio,seposóalnortedelosApeninos,cercadelMonteHadley,yestrenóunpequeñovehículotodoterrenollamadorover,comolosusadostambiénenlasdosexploracionesposteriores,conelquelosastronautaspodíanalejarsevarioskilómetrosdelMóduloLunar.EstamisióncolocóunpequeñosatéliteenórbitaparamedirlasvariacionesdelcampomagnéticodelaLuna,asícomounossismómetrosquepermitieronestudiarporprimeravezelinteriordelamisma.

LascercaníasdelcráterDescartes,alnortedelcráterAbulfeda,vieronelaterrizajedelApollo16,cuyatripu-lacióndesplegósobrelasuperficielunarelprimerobservatorioastronómicoextraterrestre(deluzultravioleta),compuestoporunpequeñotelescopiode75mmdeabertura.Lanavefuelanzadael16deabrilde1972,yMattingly,unodesusastronautas,realizóunpaseoespacialde1hy24mdeduraciónpararecogerlasfo-tografíasrealizadasporunsatélitedejadotambiénenlaórbitadelaLuna.Porsuparte,Cernan, EvansyelgeólogoSchmitt,elúnicocientíficoquehastalafechahapisadonuestroastrovecino,viajaronabordodelaúltimamisióndelProyecto,elApollo17.Ésta,despegóel7dediciembreyseposóentrelosMaresdelaSereni-dadydelaTranquilidad,cercadelcráterLittrow,consiguiendovariosrécords:estanciamáslargaenlaLuna(3díasy3h),mayortiempodeexploración(22hy4m,incluyendoelpaseolunarmásprolongado,de7hy37m),asícomoelrecorridomásextensoconelrover(30,5km)ylamayorcantidaddemuestrasrecogidas(110kg).

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Comohemosindicado,conlamisiónantedichafinalizaronlosvuelostripuladosanuestrosatélite,porquedelosveintequeestabanprevistos inicialmentefueroncancelados lostresúltimos.Unavezganada lacarreraespacialalossoviéticosconelApollo11,ytrascomprobarlasnulasposibilidadesestratégicasqueofrecíalaLuna,laexploracióndeéstafuecentrándosecadavezmásenlainvestigación.Peroentonceslaenormecan-tidaddedineroconlaquelosEstadosUnidosestabandispuestosafinanciarelProgramaApolloparaconse-guirconéldeterminadosobjetivosmilitaresypolíticosparecióexcesivacuandohuboposibilidaddeinvertirlaenadquirirconocimientoscientíficos.Ydeestamaneraterminóunairrepetibleetapadelahistoriayconellalaque,hastaahora,constituyeparalaHumanidadsuaventuramásintrépida.

Por Ernesto Sanahuja Pavía

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Palabras a medianoche

“ Destruimos la belleza del paisaje porque los esplendores de la naturaleza, de los que nadie se ha apropiado, carecen de valor económico.

Seríamos capaces de apagar el sol y las estrellas porque no dan dividendos.”

John Maynard Keynes

SOCIETAT ASTRONÒMICA DE CASTELLÓBOLETÍN DE INSCRIPCIÓN AÑO 2011

Nonbre:___________________________ Apellidos:_____________________________________Profesión:________________________________________Fechadenacimiento:_____________Teléfono:_______________________ e-mail:___________________________________________Dirección:_____________________________________________________________________Población:____________________________________________________________________Provincia:_______________________________________CódigoPostal:____________________

Solicito ser admitido como Socio de la “Societat Astronòmica de Castelló” en calidad de:

Socio ordinario: 30 € anuales + 25 € Derechos de Entrada.

Socio juvenil (hasta 16 años): 24 € anuales.

Y para ello ruego hagan efectivo el cargo mediante Domiciliación Bancaria con los siguentes datos:

Banco:___________________________________ Sucursal:______________________________

Domicilio:______________________________________________________________________

Cuenta(20dígitos):_______________________________________________________________

Titulardelacuenta:_______________________________________________________________

Sr. Director:

Ruego haga efectivo de ahora en adelante y a cargo de la citada libreta, los recibos presentados al cobro de la S.A.C., Societat Astronòmica de Castelló.

El Titular D.__________________________________________________________________________

FirmayD.N.I.:

Salvoordencontrariadelasociado,la“SocietatAstronòmicadeCastelló”S.A.C.giraráunreciboporconductobancarioelprimertrimestredelosañossucesivosenconceptodecuotasocial,ycuyoimportesecorresponderáconlacuotadeSocioOrdinario(sinlosDerechosdeEntrada)obiendeSocioJuvenilmientraselmismoseamenorde16años,vigentesdurantelospróximosaños.